MERCURE ET VÉNUS. — LEURS ROTATIONS

§ 1. — Éléments de la Constitution physique

des planètes.

La Terre fait partie du groupe des planètes moyennes, au nombre de quatre, qui sont en même temps les plus rapprochées du Soleil, et par conséquent, en vertu de la loi cosmogonique de Laplace, les dernières formées.

Mars, plus éloignée, est la plus ancienne; vient ensuite notre planète ; Vénus et Mercure sont les plus jeunes de toutes.

Il serait intéressant de savoir s'il y a, entre ces nouveau-nés du Soleil détachés à des reprises différentes, mais relativement voisines, de son atmosphère, une certaine

analogie de constilulion. Ce sont d'abord leurs dimensions qui les ont fait distinguer comme formant un groupe à part entre les géants Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune, et les planètes minuscules de Tagglomération qui circule entre Jupiter et Mars. Et en effet, tandis que les volumes réunis des quatre planètes moyennes ne dépassent guère 2 fois celui de notre globe, les quatre grosses planètes valent ensemble 2122 fois le même volume, c'est-à-dire, à peu de chose près, mille fois autant que les premières.

Mais la comparaison des masses est loin de conduire à une proportion aussi forte. Les masses des grosses planètes ne valent guère que 220 fois celles des planètes moyennes.

Cela est Findice d'une densité quatre ou cinq fois moindre, élément d'une plus grande importance que les volumes pour la constitution physique de chacun des groupes. Il semble qu'on aurait pu prévoir ce résultat, en se reportant au mode de formation des planètes. Les zones de vapeurs qui constituaient à l'origine les couches successives de la nébuleuse solaire étaient très probable-

ment rangées, à partir de la condensation centrale ou du noyau du Soleil, par ordre de densité décroissante avec la dislance ; les plus éloignées, les moins denses dès lors, abandonnées les premières ont ainsi formé Neptune, Uranus, Saturne et Jupiter. Les plus voisines du Soleil se sont détachées les dernières, et d'une densité plus grande, elles ont donné naissance aux planètes Mars, la Terre, Vénus et Mercure. Cette remarque, loulefois, ne s'applique qu'à l'ensemble de chacun des deux groupes; elle ne serait plus juste, si l'on comparait les densités de planète à planète.

Deux autres éléments ont une influence considérable sur la constitulion physique d'une planète : c'est, d'une part, la somme et rintensilé des radiations solaires à la surface de son globe; de l'autre, la présence ou l'absence d'une atmosphère.

Une loi physique bien connue permet de calculerl'intensitédelaradiation solaire pour chaque planète : c'est celle qui fait varier cette intensité en raison inverse du carré de la dislance, ou, ce qui revient au même, pro-

portionnellement aux surfaces apparentes du disque du Soleil, vu de chacune des planètes. En représentant par 1000 rintensité de la radiation solaire quand elle vient tomber sur la Terre aux limites de notre atmosphère à la distance moyenne, on trouve que sur Vénus elle est égale à 1910, un peu moins du double, et sur Mercure à 6670, à peu de chose près sept fois aussi grande. Les deux planètes sont donc, la dernière surtout, beaucoup mieux partagées que la Terre en lumière et en chaleur. Mais on ne doit pas oublier qu'il s'agit là de ce qui se passe aux limites des atmosphères, si ces atmosphères existent, et qu'il n'est pas possible d'en rien conclure pour la surface même du sol, l'absorption par une enveloppe gazeuse pouvant réduire dans une proportion plus ou moins forte, les intensités que nous venons d'indiquer par des nombres. La hauteur de l'atmosphère, la densité de ses couches, sa composition chimique sont autant de données qu'il faudrait connaître pour déterminer la quantité des radiations absorbées. C'est un problème très délicat, qui n'est même pas

entièrement résolu pour noire planète, et qui reste sans solution pour les autres.

Toutefois, en admettant que Vénus et Mercure soient entourés d'atmosphères ayant une constitution voisine de celle de l'atmosphère terrestre, ce qui paraît vraisemblable, on voit tout de suite à quel degré de chaleur doivent être portées les couches voisines du sol, le sol lui-même. Sous Faction intense des rayons solaires, les masses liquides, si les deux planètes ont des mers, doivent subir une évaporation excessive, et la formation d'épais nuages dans les régions où la condensation des vapeurs est déterminée par une température plus basse, en doit être la conséquence. Les auréoles vaporeuses dont plusieurs observateurs ont vu leurs disques entourés pendant les passages de Véiius et de Mercure sur le Soleil, ne sont-elles pas lé témoignage de l'existence d'atmosphères très denses, très chargées de vapeurs? Cela paraît tout au moins vraisemblable.

N'est-ce pas là ce qui fait que les astronomes ont tdnt de peine à discerner sur les disques de ces deux planètes des taches per-

manentes, capables de révéler leur configuration géographique et, en même temps, de mesurer les périodes de leurs mouvements de rotation? Tandis que Mars, dans ses oppositions, apparaît au télescope parsemé de taches, les unes permanentes et délimitées uetlement de forme et dé dimensions, les autres mobiles, indiquant des vicissitudes atmosphériques ou météorologiques, ce n'est qu'à grand'peine et à de rares intervalles que de semblables accidents ont été entrevus à la surface de Vénus : sur Mercure, jusqu'à ces dernières années, on n'avait rien observé.

Les taches de Mars, suivies pendant deux siècles, ont servi à déterminer avec une grande précision le mouvement de rotation et l'inclinaison de l'axe, ces deux éléments d'une si grande importance pour la climatologie de l'astre. On va voir quelle indécision a régné longtemps — on pourrait dire règne encore — sur la véritable valeur qu'il faut leur assigner pour les deux planètes les plus voisines du Soleil.

Résumons rapidement l'historique des recherches des astronomes sur la période de

rotation de Mercure et de Vénus. Commençons par Vénus.

§ 2. — Rotation de Vénus.

Dominique Cassini fut le premier astronome qui réussit à voir des taches sur le disque de la planète, entre le mois d'octobre 1666 et le mois de juin 1667, soit avant le coucher soit avant le lever du Soleil. Tous les astronomes savent combien il est difficile de distinguer nettement le disque de Vénus, presque toujours plongée dans les brumes de notre atmosphère, ou, quand elle s'élève davanlage au-dessus de Fhorizon, à l'époque des quadratures, brillant d'un tel éclat que l'œil ne peut observer que confusément les détails du disque. Cassini, par l'observation d'une tache brillante, constata un mouvement soit de révolution soit de libration (il n'ose se prononcer entre les deux hypothèses) dont la période lui semble moindre qu '.un jour. Voici, du reste, en quels termes il formule cette conclusion, assez vague comme on va le voir :

a Je puis dire (supposé que celle partie luisante de Vénus que j*ai observée, et particulièrement celte année 1667, ait été la même), qu'en moins d'un jour elle achève son mouvement, soit de révolution, soit de libration, de manière qu'en 23 jours à peu près, elle revient environ à la même situation dans la planète de Vénus, ce qui ne se fait pas néanmoins sans quelque irrégularité. De dire maintenant, supposé que ce soit la même partie luisante, si ce mouvement se fait par une révolution entière, ou seulement par une libration, c'est ce que je n'oserais assurer, parce que je n'ai pas pu voir la continuation de ce mouvement dans une grande partie de l'arc, comme dans les autres planètes, et par celle même raison cela sera toujours très difficile à déterminer. »

Environ soixante ans après D. Cassini, de février 1726 à août 1727, un astronome italien, Bianchini, observa et dessina des taches sur le disque de Vénus. De la comparaison des positions occupées par ces taches à divers intervalles, il crut pouvoir en conclure, pour la période de rotation, une durée

de 24 jours et 8 heures. Mais Jacques Cassîni, fils de Dominique, discuta les observations faites par son père en 1666 et 1667 avec celles de Bianchini, et arriva à cette conclusion qu'une période de 23 heures 20 minutes rendait compte à la fois des observations nouvelles et des anciennes, tandis que la période de Bianchini ne pouvait s'accorder avec celles de son père.

Depuis, c'est le dernier chiffre qui a prévalu, c'est celui qu'on a pu lire jusqu'à €es dernières années dans tous les ouvrages d'astronomie. La période de 23 heures 20 minutes environ paraissait d'autant plus certaine que des observations nouvelles de Vénus, les unes dues à Schrœter (1798-1799), les autres à un astronome romain, Vico (1840-1842), vinrent la confirmer. On lui donna même une apparence de précision plus grande, en la fixant à 23 heures 21 minutes 22 secondes (1).

(i) Schrœter n* avait pas, comme ses prédécesseurs, déduit la période de 23*'21"*0« qu'il proposait, de l'observation de lâches du disque, brillantes ou obscures, mais d'une troncature de la corne méridionale du croissant de Vénus dont les apparitions et réapparitions lui paru-

i8S AUTRES MONDES.

Vénus, dont le volume est à peu de chose près égal à celui de la Terre, se trouvait ainsi tourner sur son axe un peu plus rapidement que notre planète, dont la rotation, comme on sait, est égale à 23 heures 56 minutes 4 secondes.

La question en était là, paraissant résolue en faveur d'une courte période de rotation, quand, il y a quinze ans, Téminent directeur de Brera, près Milan, G. Schiaparelli, résolut de la soumettre à de nouvelles recherches.

Il observa Vénus pendant les trois mois compris entre le 5 novembre 1877 et le 7 février 1878, à Taide d'un excellent réfracteur de 8 pouces. Le 9 décembre notamment, la planète se trouvait très favorablement située, étant alors à sa plus grande élongalion orientale. Il aperçut une tache sombre qui s'étendait depuis la corne méridionale dans la direction du nord-ouest ; deux petites lâches très brillantes, de forme ovale, séparent incompatibles avec une rotation lente. Depuis, d'autres observateurs ont noté dans le croissant des irréigularités semblables, sans qu'aucun d'eux ait essayé d'en déduire la période de rotation de Vénus. ,

rées par une bande sombre, se voyaient près de la pointe sud du croissant. Voici maintenant ce que Schiaparelli constata. Quand on observe Vénus pendant quelques heures de suite, la tache obscure, de même que les taches brillantes, reste immuablement à la position occupée par elle au commencement de Fobservalion. D'un jour à Taulre, on ne remarque non plus aucun changement. En comparant un dessin fait le 15 décembre, à Washington, par le professeur Holden, 8 heures après le moment où Schiaparelli observait la planète à Brera, au dessin fait par ce dernier, on remarque que les deux observateurs ont placé au même endroit du disque la principale tache brillante. L'astronome milanais conclut de ces faits qu'ils ne peuvent s'accorder ni avec la période de 23 heures, ni avec celle de 24 jours admise par Bianchini. En résumé, Tensemble de ses observations assigne à la période de rotation de Vénus une durée de six à neuf mois, et il croit pouvoir la fixer à 225 jours, durée de la révolution de Vénus autour du Soleil,

Le résultat des observations de Tastronome

milanais est en si complet désaccord avec ceux des astronomes antérieurs, qu'il était tout à fait important de le soumettre à de nouvelles investigations. C'est le but que s'est proposé le savant directeur de l'Observatoire de Nice, M. Perrotin. Pendant plus de quatre mois et demi, du 15 mai 1890 jusqu'au 4 octobre, il put faire 74 observations de Vénus et 61 dessins. « Une étude attentive de ces dessins, dit-il, et des notes détaillées qui les accompagnent, prouve que l'aspect de la planète ne varie pas sensiblement d'un jour à l'autre, et qu'il reste aussi le même aux diverses heures de la journée. Les modifications que l'on observe le même jour se font sans mouvement, par le seul effet des variations de l'illumination et de l'absorption atmosphériques avec la hauteur de laslre sur l'horizon. En réalité, les changements ne se produisent qu'avec une extrême lenteur et ne deviennent apparents qu'au bout d'un certain nombre de jours. »

Sur l'un des dessins que notre savant compatriote a joints à la notice qu'il a publiée

MERCURE ET VÉiNlJS. 191

sur la rotation de Vénus, on voit, au-dessous de la corne australe, dans le voisinage du cercle terminateur, une tache sombre qui, tout d'abord simple, n'a pas tardé à se dédoubler à mesure que diminuait la distance de la planète à la Terre. « Pendant plus d'un mois el demi, dit M. Perrolin, cette région s'est présentée avec à peu près les mêmes caractères ; on a seulement remarqué un sensible mouvement de ces taches vers la corne australe, provenant en partie de la variation en latitude de la planète, et aussi peut-être de l'augmentation de la distance angulaire des taches par rapport au terminateur, combinée ou non avec un mouvement de libration en latitude. »

Voici du reste comment M. Perrotin formule les conclusions (Ju'îl tire des faits observés par lui :

« r La rotation de Vénus est très lente et se fait de telle sorte que la position relative des taches et du terminateur n'éprouve pas de changement notable pendant un grand nombre de jours.

« T La durée de la rotation de la planète

ne diffère pas de la durée de la révolution sidérale, soit 225 jours environ, de plus de 30 jours.

« Pourtant nos observations s'accommoderaient plus volontiers d'une rotation plus rapide, dont la durée serait comprise entre 195 et 225 jours.

« 3* L'axe de rotation de la planète est à peu près perpendiculaire au plan de Torbite.

L'écart ne dépasse pas 15"* comme l'admet M. Schiaparelli. »

Il paraît donc, jusqu'à plus ample informé, que Vénus tourne autour de son axe avec une extrême lenteur : peut-être même devrat-elle, sous ce rapport, être assimilée à la Lune, dont la durée de rotation est précisément égale à la période de sa révolution.

Comme il en est de même, selon Schiaparelli, de Mercure, nous allons d'abord dire ce qu'on sait de la rotation de la planète la plus voisine du Soleil, avant de faire les réflexions que suggère cette double découverte, si inattendue.

§ 3. — Rotation de Mercure.

Nous reproduisons ici, à peu près textuellement, la notice que nous avons publiée en octobre 1890 dans la Bévue générale des sciences pures et appliquées^ que dirige avec une si haute compétence un de nos savants microbiologistes, M. L. Olivier.

Mercure est une planète qui ne jouit pas d'une bonne réputation auprès des astronomes. Sa théorie laisse à désirer, et ce qu'on sait de sa constitution physique se réduit à bien peu de chose. Comme elle n'a pas de satellites, on a été longtemps réduit à une hypothèse pour évaluer sa masse. Des géomètres, comme Lagrange et Laplace, supposèrent que les densités des planètes suivent une certaine loi, qu'elles sont réciproquement proportionnelles à leurs moyennes distances au Soleil, eï; éi volume de Mercure et de sa delisité ainsi calculée, ils conclurent pour sa niasse le nombre 1/2.025.810. Laplaee ajoutait judicieusement ique c'était là « une hypothèse fort précairç » . Encke, d'après les perturbations que Mercure avait

fait subir à la comète à courte période (celle qui porte son nom) calcula directement sa masse et trouva un nombre inférieur à la moitié de celui de Laplace* 1/4.865.750.

Tout récemment M. Backlund, reprenant les mêmes problèmes avec des données tirées de la même comète, est arrivé à 1/2.668.700.

Le Verrier, dans sa théorie des planètes moyennes, Mercure, Vénus, la Terre et Mars, donna d'abord un nombre peu différent de celui d*Encke, pour s'arrêter à celui-ci :

1/5.310.000, adopté aujourd'hui par le Bureau des longitudes. Enfm, en soumettant les résultats antérieurs à une discussion nouvelle, un astronome anglais, le professeur Harkness, vient de trouver pour la masse de Mercure 1/8.504.569. On peut voir, par ces nombres, dans quelles larges limites se meut l'évaluation de cet élément si itoportant pour la théorie de la planète.

L'incertitude n'est pas moindre pour les données qui peuvent éclairer les astronomes sur la constitution physique de Mercure.

H n'y a pas encore ;un siècle qu'on ne savait rien de son mouvetoent de rotation-

L'existence et la déterminalion d'un tel mouvement exigent qu'on puisse observer télescopiquement des accidents plus ou moins permanents de la surface du disque, par exemple des taches brillantes ou des taches obscures. Or Mercure est d'une observation difficile ; il s'éloigne peu du Soleil, et, surtout dans nos latitudes, il s'élève à une faible hauteur au-dessus de l'horizon, même lorsqu'il atteint son maximum d'élongation occidentale ou orientale. Sa lumière, très vive, scintille fortement; elle est d'ailleurs plongée dans des couches brumeuses et l'agilalion de l'air ne permet que bien rarement d'obtenir des images nettement définies.

C'est dans les dernières années du xvm* siècle (1799-1801), que Schrœter et Harding firent, à Lilienthal, les premières observations un peu suivies de Mercure, et ils purent en conclure un mouvement de rotation de 24'*5°'. Des indentations ouéchancrures de la ligne de séparation de l'ombre et de la lumière, une troiicature de la corne australe du croissant, une tache noire dans une bande nébuleuse du disque, par leurs

^96 AUTBES MONDES.

apparitions et disparitions successives, servirent à ces- deux astronomes à établir la réalité du mouvement de rotation et à en fixer la durée. Plus tard (1813) Bessel discuta à nouveau les observations de Schrœter et de Harding, et trouva en définitive un nombre un peu plus petit, 24*» 0™ 52%97 de temps moyen. CerésuMaK}^ Annuaire du Bureau des longitudes donne 24** 50*) était accepté par tous les astronomes, bien qu'il n'ait été confirmé par aucune observation postérieure. Il semblait d'autant plus probable, qu'il se rapprochait des durées de rotation des trois autres planètes du même groupe, Vénus 24*' 21", la Terre 23»» 56" et Mars 23*» 37".

Or voici qu'un astronome italien, qui a fait ses preuves comme observateur habile et consciencieux, le directeur de l'observatoire de Brera (Milan), M. Schiaparelli, vient renverser de fond en comble tout ce qu'on croyait si bien établi par les observations de Schrœter et les calculs de Bessel. D'après lui, la durée de la rotation de Mercure, au lieu d'être d'un jour moyen environ, ne serait pas moindre de 87^869, c'est-à-dire

égale à la révolution sidérale de la planète. Mercure présenterait sous ce rapport une particularité qui semblait réservée jusqu'ici aux satellites, à la Lune notamment et à plusieurs des satellites de Jupiter et de Saturne. Un tel résultat demande à être justifié par des observations décisives et exige qu'on entre dans quelques détails. C'est ce que nous allons faire en nous appuyant sur deux notes publiées par M. Schîaparelli, Tune dans les Astronomische ISachrichten^ l'autre dans les bulletins de la Reale Accademia dei Lincei{àéc. 1889).

Les études de l'observateur italien n'ont pas duré moins de sept années, depuis 1882 jusqu'en 1889. Mais c'est principalement en 1882 et 1883 qu'il put réunir la série la plus nombreuse et la plus suivie d'observations de la planète pendant sept révolutions synodiques successives. Il obtint ainsi 150 dessins du disque à différentes phases. Pour arriver à un tel résultat, malgré lés interruptions forcées pendant les périodes des conjonctions inférieures et supérieures (trente-six jours en moyenne)^ M. Schiaparelli adopta un mode

d'observation généralement inusité avant lui. Négligeanl le plus souvent les observations de pleine nuit, c'est le soir avant le coucher du Soleil, ou le matin après son lever qu'il pointait son télescope (un réfracleur de Merz de 8 pouces) sur la planète. Il évitait ainsi l'obstacle le plus ordinaire à une bonne visibilité, c'est-à-dire les agitations des couches d'air voisines de l'horizon. D'ailleurs, la présence des rayons solaires n'est pas à son avis un aussi grand obstacle qu'on le pourrait croire. « Sans prendre aucune disposition spéciale pour éliminer du télescope les rayons solaires, j'ai pu dit-il, dessiner plusieurs fois Mercure à quelques degrés du Soleil. Un de mes meilleurs dessins a été pris le H août 1882, à 20^27"" de temps moyen, Mercure n'étant distant du limbe solaire que de y2\ Le disque de la planète se montrait alors parfaitement rond, avec une lumière à peu près uniforme, et, bien que son diamètre apparent fût réduit à 4' ou 5", la position des taches visibles put être évaluée avec une grande certitude. »

La méthode et les procédés d'observation étant connus, voyons quels résultats obtint M. Schiaparelli et quelles conséquences il tira de leur comparaison.

Mercure observé deux jours de suite à la même heure solaire, présentait identiquement le même aspect: mêmes taches, claires ou obscures, occupant à peu près la même position sur le disque apparent. Que l'intervalle soit de deux, trois ou quatre jours solaires complets, la différence d'aspect est peu considérable, si l'on tient compte du changement de forme et de l'amplitude des phases visibles. De tous les faits relatifs àla rotation de Mercure, celui-là est le plus évident, et le plus anciennement connu. Il résulte des observations de Schrœter et aussi de celles d'un astronome contemporain, M. L. de Bail, qui vit une tache le 24 juillet 1882 et, quatre jours après, la revit à la même heure et avec le même aspect. Ce fait n'admet que trois interprétations : a) la planète effectue sa rotation en vingt-quatre heures environ ; b) ou elle fait deux ou plusieurs rotations entières dans le même intervalle ;

c) OU enfin le mouvement de rotation est assez lenl pour n^être pas sensible d'un jour à l'autre. Laquelle de ces trois hypothèses doit être adoptée ?

Or, d'après M. Schiaparelli, un fait non moins évident que le premier, résultant pareillement d'observations réitérées, va trancher cette question. En observant le disque de Mercure plusieurs fois dans la même journée, à des intervalles de plusieurs heures, il constata encore que ce disque conservait le même aspect. Même résultat, en observant dans deux journées consécutives, de manière que l'intervalle fût sensiblement plus grand ou plus petit que vingt-quatre heures. Un tel résultat exclut manifestement les deux premières hypothèses ; il est en contradiction complète avec la durée de rotation de Schrœter, « ce que je n'oserais affirmer, dit M. Schiaparelli, si je n'avais eu maintes et maintes fois l'occasion d'en faire la preuve. La rotation de Mercure ne s'effectue pas en un jour, ni en une fraction de jour, mais elle se fait avec une grande lenteur. »

MEKCURE ET VENUS. ^Oi

Il restait à déterminer la durée de cette rotation.

Pour y parvenir, rastronome italien compara Taspecl présenté par le disque de Mercure et la position respective de ses taches, aux époques des diverses révolutions synodiques, correspondant à des situations identiques de la planète, de la Terre et du Soleil. Il trouva encore que Taspect général des taches restait le même, à de faibles différences près, vers le cercle terminateur de Fombre. « Ainsi, par exemple, dit-il, le grand système de taches w abkï^ qui occupe toute la partie droite du planisphère joint au présent article, page 202, avec une forme tout à fait semblable à celle du chiffre 5, est caractéristique de Taspecl du disque dans les élongations orientales maxima, lorsque Mercure se montre presque éclairé à moitié.

Pendant les deux années 1882 et 1883, j'ai pu observer avec quelque continuité* six élongations orientales et des observations semblables ont été faites dans deux autres élongations orientales à la fin de juin 1886 et dans les premiers jours de mars 1887;

toujours ces lâches furent visibles, ua peu plus un peu moins immergées dans l'ombre delà planète. » M. Scliiaparelli, après avoir

Mercure et ses taches, d'aprèa les observations de M. Schiaparelli (lB8t-IB87). — A, B, points de l'équateur limitant les régions de Mercure qui voient le Soleil à leur zénilh dans le cours d'une révolution.

cité d'autres faits contirmalifsdes précédents, conclulen disant que leur ensemble démontre n que Mercure tourne autour du Soleil à fort peu près de la même manière que fait la Lune

autour de la Terre, et Japet autour de Saturne, présentant au Soleil (non sans certaines oscillations) constamment le même hémisphère de sa surface. » D'oîi la conséquence que la durée de rotation de Mercure est égale à celle de sa révolution sidérale ou en nombres ronds à 88 jours moyens (87,969) . Tout en admettant qu'il puisse y avoir entre les deux périodes une différence de 0,001 de leur valeur, il incline à croire que cette différence est rigoureusement nulle.

M. Schiaparelli n'a pu déterminer la direction précise de Taxe de rotation sur le plan de Forbite. La difficulté des mesures exactes dans la position des taches ne lui a pas permis de résoudre ce point important du problème. On sait que, d'après Schrœter, l'axe ne faisait avec le plan en question qu'un angle de 20\ La réduction des positions des taches sur les dessins obtenus à Brera laisse penser que cet axe n'est pas éloigné d'être perpendiculaire à l'orbite de Mercure, Cet angle n'est certainement ni de 23"* ni de 26° comme dans le cas de la Terre et de Mars ; tout au plus pourrait-il arriver

au tiers, 8** à 9**. Provisoirement M. Schiaparelii admet que Téquateur de Mercure coïncide avec le plan de Torbile. C'est en partant de celle hypothèse qu'il a construit le planisphère où il a essayé de résumer, dans ses traits essentiels, la physionomie du disque de la planèle, d'après les nombreux dessins des taches observées dans le cours des sept années qu'il a consacrées à leur étude.

Sur la ligne droite qui figure l'équateur les deux points A et B, situés de part et d'autre du centre 0, dont ils sont éloignés chacun de 2yil\ marquent les deux régions extrêmes qui voient, à chaque révolution, le Soleil à leur zénith. La planète, en effet, dans ses deux mouvements simultanés de révolution et de rotation, ne présente pas toujours le même méridien au Soleil ou au foyer de l'orbite. Cela tient, d'après M. Schiaparelli, à ce que le mouvement de rotation de Mercure est uniforme, d'où résulte, étant donnée l'excentricité notable de l'orbite, unelibralion en longitude de part et d'autre du rayon vecteur, dont la période est de 88 jours et dont l'amplitude totale est le

double de la plus grande équation du centre, soit de 47^21'.

Telles sonl, en résumé, les principales conclusions du savant astronome italien.

Nous n'avons pas besoin de dire que, sur plus d'un point, elles mérilent d'être contrôlées par d'autres observateurs placés dans des conditions aussi favorables que celles de Brera. Comme il en convient lui-même, les tacbes du disque de Mercure sont loin d'être bien définies, et, le plus souvent, elles sont à peine perceptibles, rendant ainsi fort difficiles des mesures précises. Si, comme on doit l'espérer et comme le fait présumer la grande habileté de l'éminent astronome italien, les nouvelles observations établissent d'une façon décisive l'égalité des moyens mouvements de rotation et de révolution de Mercure, il y aura lieu d'en tirer les conséquences, à deux points de vue, l'un et l'autre fort intéressants, et que nous allons brièvement indiquer.

Il sera, tout d'abord, curieux de chercher ce que peut être la météorologie de Mercure, dans les singulières conditions où cette pla-

nète se trouve placée par la singularité de son mouvement de rotation, combinée avec sa proximité du Soleil et la forte excentricité de son orbite. M. Schiaparelli a abordé en partie cette question dans celle de ses deux notes qu*il a adressée à la Reale Accademia dei Lincei. Il y insiste notamment sur ce fait que la surface de, Mercure est ainsi partagée en trois parties d'inégale étendue, Tune qui a toujours le Soleil sur son horizon, Taulre qui a des jours et des nuits, la troisième qui ne voit jamais les rayons solaires. Nos lecteurs développeront d'ailleurs aisément eux-mêmes les conséquences de cette singulière distribution de la lumière et de la chaleur du Soleil sur la planète, conséquences qui doivent donner à la constitution physique de Mercure une physionomie si originale.

Mais il sera peut-être plus intéressant encore d'examiner si le fait de l'égalité des mouvements de rotation et de révolution peut trouver une explication plausible dans l'hypothèse cosmogonique de Laplace. Tout ce qui louche à ce grave et difficile problème

des origines et de la formation du monde solaire a une importance philosophique et scientifique que l'on ne saurait méconnaître. On sait que l'existence des anneaux intérieurs de Saturne, la faible distance et le mouvement rapide des deux satellites de Mars ont nécessité dans la théorie ébauchée par notre grand géomètre des additions et corrections sans lesquelles elle se fût trouvée en défaut. La nouvelle rotation de Mercure constituerait-elle un cas nouveau, incompatible avec l'hypothèse primitive ou avec l'hypothèse modifiée?

On comprend avec quelle réserve nous nous permettons de poser la question et d'indiquer dans quql sens il nous semble qu'elle sera résolue.

Laplace a donné l'explication de l'égalité des mouvements de rotation et de révolution de la Lune. Notre satellite, en vertu de sa rotation, est légèrement aplani à ses pôles; mais l'attraction de la Terre sur la Lune encore fluide a allongé son axe dirigé suivant le rayon vecteur, d'où la tendance de cet axe, le plus grand des trois, à consei'ver

cette direction, sauf un léger mouvement de libration, Tattraclion terrestre agissant ainsi sur notre salellite de la même manière que la pesanteur agit sur un pendule pour le ramener à la verticale.

Or, ne peut-on admettre que Mercure s'est trouvé vis-à-vis du Soleil dans le cas de la Lune vis-à-vis de la Terre? D'après M. Edouard Hoche, ce cas a dû se réaliser pour toutes les planètes : « Sous cette action (l'attraction du Soleil sur la planète à l'état de vapeurs), dit-il, l'atmosphère planétaire s'allonge dans le sens du rayon qui joint son centre au Soleil. De cet allongement résulte une tendance de la nébuleuse à tourner constamment vers le Soleil les mêmes points de sa surface. Ainsi s'établit l'égalité entre les mouvements de rotation et de translation de la planète, égalité qui pour une raison analogue a lieu aujourd'hui chez la Lune, et qui a dû se rencontrer chez toutes les planètes dans la première phase de leur existence. »

Si l'on admet ces vues du savant et regretté professeur, deux raisons militent en faveur

MERCUKE ET VÉNUS. 209

de leur application à la rotation actuelle de Mercure. En premier lieu, selon Thypothèsc cosmogonique de Laplace, Mercure est, de toutes les planètes connues, la plus récemment formée. II est donc possible qu'elle soit encore dans cette période primitive où les deux mouvements de rotation et de révolution ont conservé leur égalité. De plus, sa proximité du Soleil est telle, que Ton conçoit que Taltraction solaire prépondérante ait pu maintenir l'égalité en question même au delà de la première phase de l'existence de la planète. Ainsi se trouverait, selon nous, expliquée la rotation de Mercure telle qu'elle résulte des travaux de M. Sctiiaparelli. Nous hasardons cette réponse à la queslion poséjB, qui mérite évidemment une étude plus approfondie, laissant à de plus compétents et à de plus autorisés que nous la solution rigoureuse du problème.